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我們犯了什麼太歲?你不知道的太歲天文學

陳民峰(蜜蜂老師)
・2017/02/18 ・4048字 ・閱讀時間約 8 分鐘 ・SR值 555 ・八年級

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我在寫這篇文章時實在戒慎惶恐,因為「安太歲」是臺灣與華人地區共有的常見習俗,寫得不好可是會有很多人罵的。本篇文不是想反對宗教民俗,更不是硬說這類崇拜為迷信,而是希望大家可以對於民俗與科學中的關聯有些了解。畢竟太歲信仰,是中國古科學(天文學)延伸出來的宗教化儀俗。

什麼是歲星?

講到太歲,就要講到歲星;講到歲星,就要講到木星。

先從「歲星」來講,歲星就是中國古代對於「木星」的稱呼。木星是太陽系中由內而外算來的第五顆行星,也是最大的行星。我們夜晚看向星空,木星是僅次於金星的第二亮行星,易於觀測,因此成為各民族觀星的重要角色。

木星的外層由氫氣為主組成,是八大行星中體積最大的一顆。特徵是星球表面上長久不散的巨大紅斑。圖/By Kelvinsong – Own work, CC BY-SA 3.0, wikimedia commons.

而木星是怎樣在天空中運動的呢?這部分文字比較難懂,可以看看以下一系列圖解怎樣解釋。

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木星繞著太陽公轉,每轉一圈約需要 4332.6 天,差不多為 11.862 年。

圖/作者製作

用地球角度來看星空(天球),會發現木星需 398.88 天左右,也就是 1.09 年就能回到星空原本的位置。

圖/作者製作

地球繞太陽公轉的一年之間,外圈的木星也在自己軌道上公轉。地球在內圈繞太陽每公轉一周(也就是一年的時間),外圈的木星才跑了 1/12 圈。

圖/作者製作

因為木星與地球同時繞太陽公轉的結果,隔一年後的同一日,我們會發現木星真的有在移動,且移動約 31 度。(實際上是地球已經追過木星一圈以上)古中國將木星一年「超車」的進度稱為「一辰」,天空就大約能被分為「12 次(等份)」,對應 4 方位 12 區塊,並且中國古代將每個星空區塊命名為各種不同名稱。

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圖/作者製作
  • 關於木星與各行星運轉的模擬圖,有興趣的讀者可以到「Open Source Physics @ Singapore」這個網站去看。維基百科上的「木星–地球相對運轉 gif 圖」也是用這檔案模擬,讀者可以下載這網頁的 Java 檔案,當然你可能需要先安裝 JAVA 才可執行。

歲星紀年法

木星每年都會在星空緩慢移動到下個區塊,木星今年轉到哪塊星空,就說「歲在 XX」,例如歲在流火就代表該年木星在流火宮[註 1]。每個時代的星空區域名稱會不同,而且古時候星空和現在也已經改變、不能對應,以下表格摘錄自維基百科 (且參照戰國時期的星空)。而太陽在天空中移動「經歷木星一年偏移的量」就是 1 個時辰 2 小時。

歲星
紀年
壽星 大火 析木 星紀 玄枵 娵訾 降婁 大梁 實沈 鶉首 鶉火 鶉尾
對應
二十八宿
















「歲星」這概念其實很好懂,就是西洋占星學的「木星星座」,只是 12 星座換成中國的 12 星次而已。這在日後就跟生肖紀年的系統結合在一起。

不懂木星星座,那麼來溫習一下這篇短片吧!

巧合的是木星在古代可觀察的幾顆行星(金、火、木)中具有接近整數年的運轉週期。

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不巧的是木星繞太陽一圈並非恰好 12 年,而造成每年 0.14 年的誤差。白話來說:「在名為黃道的跑道上,木星跑了快 8 圈,卻被人類整整被少算 1 圈。」而累積 84.7 年就會造成木星多 0.14 × 84.7 = 12 年份的誤差。

體現在星空上,就是當我們以為木星 12 年回到原位時卻有一點點誤差。累積到第七輪(12×7),也就是 84 年後,木星已經移動了將近 30 度(1 辰)左右!這在古天文學上被稱為「超次」或者「超辰」,成為若是沿著古時紀年查出歲在 XX,看星空卻發現木星在 OO 區塊的詭異現象。

誤差那麼大,古人卻還是用歲星計時。直到漢朝劉歆在考據經書時發現許多時間與歲時兜不上,只靠文獻對比就提出約 144 年的誤差,後人又修正為 86 年,但更現代測量更精準應為 84.7 年。「超辰」若不改,代表「歲不正」,象徵的是顛倒錯亂、紀律不正,恐會國運不昌,當然要調整,因此漢代的《太初曆》、漢中的劉歆《三分曆》有進行修正[註 2],可是到東漢時期曆法皆不再修改,錯誤沿用就算我們現在知道 84~85 年需要修正一次,但歲星(木星)紀年依然難以實用。

圖/作者製作

此圖片以 2017 為基準,看看每個幾個甲(12年)後,實際木星的位置會有什麼變化。若我們以為木星恰好「會合週期」為 11/12 年整,那麼每年同一日木星會剛好超車 30 度,理論上 12 年後木星應該會在同一時間同一地點,乖乖的停留在星空的同一個地方(30 × 12 = 360)。但實際上還是會有些微誤差產生,放大到世紀等級的程度時就會有影響了。

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理想化的紀年與占卜行星:虛星太歲與干支紀年

其實在劉歆發現歲星的誤差以前,在中國戰國時期也開始流行「太歲」,又稱「歲陰」,太歲是相對於歲星的一顆虛星。曾替《禮記》下註的經學家鄭玄曾經解釋:「歲星為陽,右行於天;太歲為陰,左行於地」(右行=順時針、左行=逆時鐘),若歲星於天,太歲剛好於地。則這種描述想像讓民眾把太歲星跟地底有聯想性,因此認為動土不慎可能會觸犯太歲,也就是「在太歲頭上動土」。

古時認為歲星為眾星之王,歲星當頭時運佳;而離歲星最遠的星宿,自然是最形影孤離、不受照顧的星群。引用清代《協紀辨方書.卷十》總結:「君象,其方固上吉之方,而非下民之所敢用」,可以知道歲星(木星)原本是帝王星、吉星,但一般民眾需要適當避諱才可得恩澤,才需要「安太歲」。

因此為了占卜學需要,戰國時期歲星這顆虛構的煞星就出現了,一開始民間不但不崇拜,甚至避諱。此時太歲還不是用來紀年,而是用來占卜吉凶,《荀子.儒效》就有提到武王伐紂,出兵之日時太歲星的凶兆[註 3]。直到後來太歲星才被用來使用於曆法,與歲星混淆,逐漸發展出「太歲紀年」,太歲紀年正為歲星紀年(+6)地支。

圖/作者製作

然而歲星紀年與太歲紀年混用了一段時日,甚至是使用同一套曆法,卻同時有歲星紀年與太歲紀年的存在混用。大致上直到漢武帝以後,史官們偏好太歲紀年。這些混亂混用的狀況,直到西元 143 年(漢安二年)經過「漢安論曆」後,歲星紀年才趨於穩定。在新朝(王莽)以後,才開始結合以太歲為主的「地支紀年」,將黃道十二次(星宮)重新分為十二地支。

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後來為了解決歲星需要一直調整誤差的問題,就開始以太歲作為理想化星體。

這顆理想化星體「太歲」有幾個特徵:

  1. 看不到,但假設跟行星方向相同
  2. 跑的剛好,跑得比較慢,一年多跑 30 度而不是 31 度,不須調整誤差
  3. 方便計時,跟著曆法年份一起跑,而不會每一圈都偷跑一點點

因此太歲星再也不是木星,而是一個單單純純,假想跟著年份一起運轉(流年)的星體。

本質上,古人對歲星的崇拜是出於對星體的崇拜。但後來太歲星已經不是實際星,也不再參照木星的運行,而是假想一顆全新的行星,對於太歲的崇拜反而近似方位(地支)或者年份(流年)的崇拜。[註 4]

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太歲的宗教化、神格化過程

後來經過很長時間,太歲受到了佛教、道教的發展影響,漸漸被吸收為神格化的神祉。我們常在宮廟看到的生肖與「刑德」,始出於漢朝就有類似凶星煞的雛型,到了唐代開始神格化,到了明朝開始為今日安太歲的雛形。

太歲的源流,原本是從木星運行制定年曆而來,再演變成星辰崇拜。當太歲因為曆法需要而規範化時,再演變成方位與流年崇拜。而日後道教發展、佛教密宗傳入後,另一支崇拜北斗七星、崇拜自己星斗的信仰,逐漸變成本命信仰(拜自己的天運),甚至人神格化、將人封神,成為今日的樣態。

信不信現在的安太歲習俗由你,但希望這篇文能讓你認識祭拜神明的由來。就算是信仰,也不要迷信,以正面能量看看也可。若你不認同這樣從科學、歷史曆法來看待民俗信仰,我只是提出一種看待方式,你也可以從這網址中看看民俗專家怎樣解釋囉。

至於太歲的演變怎樣跟星座扯上關係呢?我們就等到下篇文章來瞭解吧!

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註解

  1. 《國語.晉語》「歲在流火」即是歲星紀年的體現。
  2. 《後漢書.律曆》「其後劉歆研機極深,驗之春秋,參以易道,以河圖帝覽嬉、雒書甄曜度推廣九道,百七十一歲進退六十三分,百四十四歲一超次,與天相應,少有闕謬。」
  3. 《荀子.儒效》「武王之誅紂也,行之日以兵忌,東面而迎太歲,至汜而汎,至懷而壞,至共頭而山隧。」戰國時代就有以太歲為煞星凶星的體現。
  4. 本段落的資料,大部分參考於陳峻誌的《歲星與太歲之對應關係一一以先秦至西漢為討論範圍

資料來源

  1. 陳峻誌《歲星與太歲之對應關係──以先秦至西漢為討論範圍》
  2. 陳峻誌《太歲的信仰溯源與祭祀空間 以臺灣為主的討論》中興大學論文
  3. 陳峻誌《太歲信仰研究》中興大學論文
  4. 維基百科《歲星信仰》條目
  5. 維基百科《木星》條目
  6. 維基百科《地支》條目
  7. lookang lawrence wee . Ejs Open Source Kepler 3rd Law System Model Java Applet.
  8. Seligman, Courtney . Rotation Period and Day Length.
  9. 《後漢書》志第二‧律曆中
  10. 《國語.晉語》
  11. 《荀子.儒效》
  12. 蔡伏篪《十二生肖的產生—來自黃道十二星垣與廿八星宿的關係
文章難易度
陳民峰(蜜蜂老師)
2 篇文章 ・ 3 位粉絲
現職新北市北大國小教師,關心生態、教育,和動保議題,喜愛科學小知識。目前為國語日報科學版、聯合報鳴人堂,和人文主義工坊作家。

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秋季星空中一抹光亮:北落師門殘屑盤的觀測史——《科學月刊》
科學月刊_96
・2024/01/19 ・4118字 ・閱讀時間約 8 分鐘

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  • 謝承安/ EASY 天文地科團隊成員,因喜愛動畫《戀愛中的小行星》開始研究小行星,現就讀臺大物理系。
  • 林彥興/清大天文所碩士, EASY 天文地科團隊總編輯,努力在陰溝中仰望繁星。
  • Take Home Message
    • 殘屑盤是恆星周遭的盤狀結構,由於北落師門殘屑盤離地球僅 25 光年,數十年來天文學家時常會藉由觀測它以了解殘屑盤的特性。
    • 去(2023)年韋伯望遠鏡的觀測結果與過去不同,顯示北落師門殘屑盤其實分成多個部分,更讓他們相信北落師門中有多個行星環繞。
    • 韋伯望遠鏡提供的影像還揭露許多來源未知的構造及現象,例如內側殘屑盤與內側裂縫等,都有待繼續探索。

北落師門(Fomalhaut)又稱南魚座 α 星,是秋季星空中著名的亮星之一。去年 5 月,以美國亞利桑那大學(University of Arizona)天文學家加斯帕(András Gáspár)為首的研究團隊在《自然天文學》(Nature Astronomy)期刊上發表,他們藉由詹姆士.韋伯太空望遠鏡(James Webb Space Telescope, JWST,簡稱韋伯望遠鏡),在北落師門周圍殘屑盤(debris disk)中首次發現了「系外小行星帶」的存在。韋伯望遠鏡拍下美麗的照片,也瞬間席捲各大科學與科普媒體的版面(圖一)。

圖一:韋伯望遠鏡在波長約 25 微米(μm)的中紅外線拍攝的北落師門影像,首次呈現北落師門殘屑盤中的三層結構。(NASA, ESA, CSA, A. Pagan (STScI), A. Gáspár (University of Arizona))

天文學家選擇北落師門作為目標並非偶然。半個世紀以來,北落師門一直是天文學家研究殘屑盤時的首選目標之一。韋伯望遠鏡的新影像為我們帶來什麼新發現?過去與現在的觀測方式又有什麼差異?本文將帶著大家一起回顧北落師門殘屑盤的觀測史。

行星相互碰撞後的殘屑盤

殘屑盤是環繞在恆星周遭,由顆粒大小不一的塵埃所組成的盤狀結構。如果讀者們聽過行星形成的故事,也知道行星是從恆星四周、由氣體與塵埃組成的「原行星盤」(protoplanetary disk)中誕生,那你或許會認為殘屑盤可能就是行星形成後剩下的塵埃。但實際上並非如此,在恆星形成初期的數百萬年間,原行星盤中的氣體和塵埃會被恆星吸積或是吸收恆星輻射的能量後蒸發,同時也會聚集成小型天體或行星,這些原因都會使原行星盤消散。而殘屑盤則是由盤面上的小行星等天體們互相碰撞後,產生的第二代塵埃組成(圖二)。

圖二:殘屑盤想像圖(NASA/JPL-Caltech)

這些塵埃發光的機制主要有兩種。第一,塵埃本身可以散射來自母恆星的星光,從而讓天文學家能在可見光與近紅外波段看到它們。第二,塵埃在吸收來自恆星的星光之後,以熱輻射的形式將這些能量重新釋放。由於恆星的光強度與距離成平方反比,愈靠近恆星,塵埃的溫度就愈高,因此發出的輻射以近紅外線為主;反之,愈是遠離恆星,塵埃的溫度就愈低,發出的光就以中遠紅外線為主。

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觀測目標:北落師門

北落師門殘屑盤的觀測始於 1983 年。當時,美國國家航空暨太空總署(National Aeronautics and Space Administration, NASA)的紅外線天文衛星(Infrared Astronomical Satellite, IRAS)發現北落師門在紅外線波段的亮度異常高,代表周圍很可能有殘屑盤圍繞。由於北落師門離地球僅約 25 光年,這項發現引起眾多天文學家的關注,並在未來數十年前仆後繼地拿出各波段最好的望遠鏡,希望藉此深入了解殘屑盤的特性。其中,哈伯太空望遠鏡(Hubble Space Telescope, HST,簡稱哈伯望遠鏡)、阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列(Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, ALMA)與韋伯望遠鏡擁有非常好的空間解析度,因此能夠清楚地觀測殘屑盤的結構。

● 哈伯的觀測

2008 年, NASA 公布哈伯望遠鏡在 2004 與 2006 年對北落師門的觀測結果(圖三),讓天文學家首次清晰地看到北落師門殘屑盤的影像。這張照片是哈伯望遠鏡以日冕儀(coronagraph)在 600 奈米(nm)的可見光波段下拍攝,中間的白點代表北落師門的位置,而周圍的環狀亮帶正是因散射的北落師門星光而發亮的殘屑盤,放射狀的條紋則是日冕儀沒能完全消除的恆星散射光。除此之外,天文學家還發現有一個亮點正圍繞著北落師門運行,並認為此亮點可能是一顆圍繞北落師門的行星,於是將它命名為「北落師門 b 」。很可惜在往後的觀測中,天文學家發現北落師門 b 漸漸膨脹消散,到 2014 年時就已經完全看不見了。因此它很可能只是一團塵埃,而非真正的行星。

圖三:哈伯望遠鏡於 2008 年公布的北落師門。中間白點代表北落師門的位置,周圍環狀亮帶是因散射北落師門的星光而發亮的殘屑盤,放射狀條紋則是沒完全消除的恆星散射光。右下角亮點當時被認為是圍繞北落師門的行星,但很可能只是塵埃。(Ruffnax (Crew of STS-125);NASA, ESA, P. Kalas, J. Graham, E. Chiang, and E. Kite (University of California, Berkeley), M. Clampin (NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Md.), M. Fitzgerald (Lawrence Livermore National Laboratory, Livermore, Calif.), and K. Stapelfeldt and J. Krist (NASA Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, Calif.)

● ALMA 的觀測

ALMA 對北落師門的完整觀測於 2017 年亮相,他們展示出更加清晰漂亮的環狀結構,且位置與哈伯望遠鏡的觀測吻合。正如前面提到,殘屑盤中的塵埃溫度愈低,放出的輻射波長就愈長。因此 ALMA 在 1.3 毫米(mm)波段觀測到的影像,主要來自離殘屑盤中恆星最遠、最冷的部分。

圖四: ALMA 於 2017 年拍攝的北落師門殘屑盤,展示出清晰漂亮的環狀結構。(Sergio Otárola|ALMA (ESO/NAOJ/NRAO);M. MacGregor)

● 韋伯望遠鏡的觀測

最後則要來看去年韋伯望遠鏡所使用中紅外線儀(mid-infrared instrument, MIRI)拍攝的影像(圖五)。與之前的觀測不同,這次的影像顯示北落師門的殘屑盤其實分成幾個部分:

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圖五:韋伯望遠鏡在 25 微米波段觀測到的北落師門殘屑盤。(NASA GSFC/CIL/Adriana Manrique Gutierrez;NASA, ESA, CSA, A. Pagan (STScI), A. Gáspár (University of Arizona))

首先,哈伯望遠鏡與 ALMA 之前就已觀測到的塵埃環,它的半徑約 136~150 天文單位(AU)、寬約 20~25 AU,而溫度則落在約 50~60 K,與太陽系的古柏帶(Kuiper belt)十分相似,因此被稱為「類古柏帶環」(KBA ring)。雖然在觀測上的溫度相似,但其實此塵埃環與北落師門的距離是古柏帶到太陽的四倍;不過北落師門光度約為太陽的 16 倍,根據前述提及的平方反比關係,才導致兩者的溫度相近。此外,在更外層名為「暈」(halo)的黯淡結構則對應古柏帶外圍天體密度較低的區域。

再來,韋伯望遠鏡還發現了更多未解的謎團:內側殘屑盤(inner disk)與中間環(intermediate ring)。其實早在本次韋伯望遠鏡的觀測之前,天文學家就已經從北落師門的光譜推測,北落師門的殘屑盤中除了存在前面提過的類古柏帶環之外,應該還有另一批更靠近恆星、溫度更高的塵埃,溫度與大小對應太陽系中的環狀小行星帶。但當韋伯望遠鏡實際觀測後,卻發現與太陽系的環狀小行星帶相比,北落師門有著相當瀰散的內側殘屑盤。為什麼會有這樣的不同呢?目前天文學家也不清楚,仍待進一步研究。

最後,在類古柏帶環與內側殘屑盤之間,還存在著一個半長軸約 104 AU 的「中間環」,在太陽系中則沒有對應的結構,這項新發現也需要進一步的研究來了解它的來源。

此外,雖然北落師門 b 最終被證實並不是一顆行星,但這並不代表北落師門旁沒有行星環繞。最初,殘屑盤的形成原因是由小行星等天體不斷碰撞所產生,經過不斷地碰撞合併,其實就有可能已經產生直徑數百到數千公里的行星。從北落師門的殘屑盤還可以推論,在內側殘屑盤與中間環之間可能有一顆海王星質量以上的行星,它就像鏟雪車般清除軌道上的塵埃,從而產生「內側裂縫」(inner gap)的結構。

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另一方面,天文學家也藉由數值模擬發現,如果僅考慮來自北落師門的重力影響,類古柏帶環應該要比觀測到的更寬才對。因此他們推測,很可能在類古柏帶環內外兩側有兩顆行星,像控制羊群的牧羊犬一樣以自身的重力限制塵埃移動,才產生了這麼細的塵埃環。

● 更多的殘屑盤觀測

北落師門雖然是一顆年齡僅4.4億年的年輕恆星,卻已經是一個擁有殘屑盤、形成行星的成熟恆星系統。而來自韋伯望遠鏡的最新觀測結果,無疑讓天文學家更深入地認識殘屑盤中複雜的結構,也更令他們相信北落師門系統中有多個行星環繞。

不過,北落師門系統仍舊有許多未解之謎。例如為什麼太陽系有著環狀的小行星帶,北落師門卻是瀰散的內側殘屑盤?在無數的恆星中,究竟是太陽系還是北落師門的殘屑盤構造比較常見?殘屑盤中是否有行星存在?如果有,在北落師門的演化歷史中又扮演著怎樣的角色呢?這些問題都有待更多的觀測與理論模擬來解答。

在北落師門之後,觀測團隊預計將韋伯望遠鏡指向天琴座的織女星(α Lyr, Vega),以及位於波江座的天苑四(ε Eri),兩者都是離地球非常近且擁有殘屑盤的恆星。其中織女星的溫度與質量比北落師門更大,而天苑四的質量與溫度雖然比太陽小,卻有強烈的磁場活動。藉由觀測不同系統中殘屑盤的性質差異,並與太陽系進行對比,不僅能更加認識殘屑盤的起源、與行星的交互作用,更能理解我們自己的恆星系中,數百萬顆的太陽系小天體從何而來。

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JWST 原始資料的處理過程影片介紹,非常值得一看!

  • 〈本文選自《科學月刊》2024 年 01 月號〉
  • 科學月刊/在一個資訊不值錢的時代中,試圖緊握那知識餘溫外,也不忘科學事實和自由價值至上的科普雜誌。

延伸閱讀

  1. Galicher, R. et al. (2013). Fomalhaut b: Independent analysis of the Hubble space telescope public archive data. The Astrophysical Journal, 769(1), 42.
  2. MacGregor, M. A. et al. (2017). A complete ALMA map of the Fomalhaut debris disk. The Astrophysical Journal, 842(1), 8.
  3. Gáspár, A. et al. (2023). Spatially resolved imaging of the inner Fomalhaut disk using JWST/MIRI. Nature Astronomy, 1–9.
科學月刊_96
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解析韋伯太空望遠鏡第一批影像背後的科學意義
EASY天文地科小站_96
・2022/07/14 ・4350字 ・閱讀時間約 9 分鐘

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  • 作者:林彥興|EASY 天文地科小站主編、清大天文所碩士生,努力在陰溝中仰望繁星

萬眾矚目的詹姆士韋伯太空望遠鏡,在經過半年的校準與測試後,終於公開了它拍攝到的第一批成果。這些五彩斑斕、美麗絕倫的照片究竟是什麼樣的天體,照片的背後又有哪些深藏的意義?就讓我們一起深入解密,韋伯的第一批照片吧!

韋伯望遠鏡是什麼?

詹姆士.韋伯太空望遠鏡是美國、歐洲與加拿大太空總署合作開發的新一代旗艦級紅外線太空望遠鏡,也是無數天文學家夢寐以求、能幫助人類破解許多未解天文迷團的利器。

韋伯的研發其實早從 1996 年就已經開始,但是由於開發時遇到諸多困難,導致嚴重的預算超支與進度延宕,這台耗資上百億美金的超級望遠鏡,直到去年年底才終於從法屬圭亞那發射中心,用一枚亞利安 5 號運載火箭發射升空,前往距離地球 150 萬公里的日地第二拉格朗日點。

拉格朗日點是什麼?

日地拉格朗日點一共有五個。當物體在這些點上,其受到來自太陽與地球的重力恰到好處,因此太空船只需要少量的燃料,就可以長期與地球和太陽保持穩定的相對位置,可謂是地球軌道附近的風水寶地。

而韋伯繞行的,是位於地球後方的第二拉格朗日點,簡稱 L2。之所以選擇這裡,是因為只有 L2 的位置剛好會讓地球、太陽、月亮都在同一側,而這三個星體正是天文望遠鏡的主要紅外線光害來源。位在 L2 的韋伯,就可以用它的遮陽帆一次把三顆星體全部擋住,認真凝望遠方而不受干擾,因此 L2 可以說是觀測宇宙的絕佳地點。升空的幾個月之間,韋伯已經完成一系列的儀器校準工作,一步步把望遠鏡調整到最佳狀態。

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相比知名前輩「哈伯太空望遠鏡」,韋伯的優勢不只是擁有比哈伯大六倍的鏡面,更重要的是它是以紅外線為主力觀測波段。宇宙膨脹造成嚴重紅移,但哈伯望遠鏡的守備範圍主要是可見光,波長範圍是 90 – 2500 奈米,可說是鞭長莫及啊。

這時換上以波長 600 – 28500 奈米的紅外線為守備範圍的韋伯,就可以讓我們看到更遙遠、更古老的宇宙。此外,同一個天體在可見光和紅外線看起來,往往長得相當不一樣。這個強大的紅外線觀測能力,正是韋伯最引以為傲的武器。

作為深具儀式感的第一批科學影像,韋伯這次公布的影像分別對應四個主要科學主題:早期宇宙星系演化恆星的生命循環系外行星

1. 早期宇宙—— 星系團 SMACS 0723 與重力透鏡效應

星系團 SMACS 0723。圖/Webb Space Telescope

畫面中心黃白色的天體,是由成百上千的星系共同組成的星系團 SMACS 0723。在韋伯之前,哈伯太空望遠鏡就曾經花費數個禮拜的時間拍攝這個星系團。然而擁有更大鏡面、更精良儀器的韋伯,僅用了 12.5 個小時就拍出了解析度更高、畫面品質更好的照片,讓我們看到許多以前難以辨識的黯淡星系。可見哈伯與韋伯在觀測能力上的差距。

對天文學家來說,圖中最令人興奮的其實不是前景壯闊的星系團,而是後方這些經過重力透鏡扭曲和放大的小小星系們。星系團龐大的質量扭曲了周圍的時空,讓整個星系團好像一塊巨大的放大鏡一樣,可以偏折和聚焦通過的星光,稱為「重力透鏡效應」。

當星系團後方更遙遠、更古老的星系發出的光線通過星系團時,就會被星系團的重力透鏡效應偏折和聚焦,形成而圖中無數弧形的扭曲影像。

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紅圈為照片上受重力透鏡影響的區域之一,可以看到星系被拉長。

這些仍在襁褓中的小小星系,往往正在快速的孕育新的恆星,或是互相合併,因此有著混沌不規則的形狀。離我們越遠的星體發出的光,需要越長的時間才能到達我們的眼中。因此研究這些遙遠且古老的星系,能幫助天文學家理解宇宙早期的模樣。

2. 星系演化——史蒂芬五重奏(Stephan’s Quintet)

上一張照片讓我們認識星系的起源,這張「史蒂芬五重奏(Stephan’s Quintet)」則可以讓天文學家更仔細地研究星系內的複雜結構,以及星系與星系之間的交互作用。

史蒂芬五重奏(Stephan’s Quintet)。圖/Webb Scape Telescope

正如其名,「史蒂芬五重奏(Stephan’s Quintet)」是由五個視覺上相當靠近的星系所組成。但其實最左邊的這個星系(NGC7320)與另外四者並無關聯,只是從地球上看剛好位在天空中差不多的位置而已。

圖片中偏向黃白色,感覺如絲綢般順滑的部分是在近紅外線波段拍攝,主要顯示的是星系中恆星的分布;而醒目的橘紅色,則是來自中紅外波段的資料,展示的是星系中的高溫塵埃,以及星系中的氣體高速對撞時產生的震波(Shock wave)。

除了影像,韋伯還使用光譜儀仔細檢視了影像中右上方的星系(NGC 7319)中心,因為那裏有一顆比太陽重 2400 萬倍的超大質量黑洞,正在吸食周遭的氣體,並在過程中釋放巨大的能量。

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藉由觀察光譜的細節,韋伯可以分辨出像是氬離子、氖離子或是氫分子等等化學組成,甚至知道氣體的溫度、運動速度這些從一般照片難以辨識的資訊。

史蒂芬五重奏就像一個天然的實驗場,讓天文學家研究星系演化的詳細過程。

3. 系外行星——WASP-96 b 的大氣光譜

這一張照片可能是整批影像中,視覺上最不起眼的一張,它是系外行星 WASP-96 b 的大氣光譜。

WASP-96 b 的大氣光譜。圖/Webb Scape Telescope

最近 20 多年來,人類對太陽系以外行星的認識越來越多。截至今日,人類已經發現超過 5000 顆系外行星。然而,以現有的觀測技術,天文學家通常只能用一些間接的方法,測量它們的質量、半徑、軌道週期等粗略的特性。想知道這個行星是否適合生命生存,就不能少了行星大氣層的化學組成和溫度資訊。

那要怎麼取得行星的大氣資訊呢?當行星通過恆星跟地球中間時,恆星的一部分星光將會通過行星的大氣層,並被行星的大氣吸收。吸收的多寡和波段,取決於行星大氣層的溫度和化學組成等特性。此時,天文學家就可以藉由分析光譜中的各種特徵,去回推行星大氣層的性質。

圖片中的白點,即是韋伯實際觀測 WASP-96 b 時取得的光譜資訊。而藍色的線,則是天文學家認為最貼合觀測數據的理論模型。

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根據這個觀測結果,天文學家計算出 WASP-96 b 的大氣溫度約為 725°C,大氣中明顯有著水氣,並推測可能還有雲和霾存在。未來進一步的分析和觀測,將為世人揭開更多系外行星的神祕面紗。

4. 恆星的生命循環——「南環狀星雲」與「船底座大星雲(Carina)」

最後兩張照片都與恆星的生命循環有關。正如人會有生老病死,恆星也是一樣。

恆星一般誕生在巨大分子雲中,氣體在重力吸引下逐漸塌縮、升溫並點燃核融合,成為一顆恆星。

當小質量的恆星步入晚年,其結構容易變得不穩定,最終將自己的外層氣體拋射出去,形成美麗的行星狀星雲,也將氣體吐回到星際空間中,成為下一代恆星的養分。氣體都拋射完之後留下的核心,就是白矮星。

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各位現在看到的,是暱稱「南環狀星雲」的行星狀星雲,左右兩張圖分別於近紅外線與中紅外線拍攝。

南環狀星雲。圖/Webb Scape Telescope

我們可以看到,左圖中的影像比右圖要更清晰一些,這是因為在相同的望遠鏡口徑下,波長越短所能達到的理論解析度就越高。

有趣的是,在左圖中看起來位於星雲中心的明亮恆星,其實並不是行星狀星雲的核心。真正的核心其實是在其左下方,一顆被塵埃包裹著的黯淡白矮星。在近紅外線波段的影像中,這顆白矮星幾乎淹沒在隔壁恆星的炙烈星芒之中。

但在中紅外波段,由於恆星的亮度相對降低,包裹著白矮星的塵埃發出的光就變得清晰可見。再次展示即使是同一個天體,使用不同的波段進行觀測,往往可以看到不同的東西。

最後這片壯麗的宇宙山崖,則是位於「船底座大星雲 Carina」西北角的 NGC3324 恆星形成區。在這裡,源自星雲中無數初生恆星所發出的炙烈輻射、恆星風與噴流,吹散、游離了星雲中原有的濃密氣體與塵埃。交織出這片壯闊而複雜的結構。

船底座大星雲(Carina)。圖/Webb Scape Telescope

這張照片一共結合了這六個不同的濾鏡的影像拍攝而成。每個濾鏡涵蓋的波段各不相同,代表的物理意義也不一樣。比如(F090W、F200W、F444W)這三個寬帶濾鏡,分別在影像中按照波長順序,以藍色、綠色和紅色這三原色呈現,為照片打下骨幹。而在此之上,照片的製作團隊又疊上青色代表氫原子的(F187N)濾鏡影像,以黃色代表氫分子的(F470N)濾鏡影像,以及用橘色代表甲烷和多環芳香烴的 (F335M) 濾鏡影像,為照片再添更多的細節。

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想要將這麼多個波段的影像全部結合起來,仔細調整讓細節更加突出,最終呈現出一張如此絢麗又震撼的照片,是非常不容易的。這展示了韋伯太空望遠鏡不僅在科學上相當重要,在藝術上也價值非凡。

最後別忘了,以上只挑選介紹了第一批資料中最具代表性的幾張,更多關於五個目標的照片和光譜,可以在韋伯的官網上找到。而這批照片,又只是韋伯未來二十年服役生涯中,前兩個月的小試牛刀而已。韋伯的時代,才剛剛要開始!

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太陽系裡最大的峽谷、最高的火山,都在火星上!——《有趣的天文學》
麥浩斯
・2022/04/23 ・769字 ・閱讀時間約 1 分鐘

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布滿鐵鏽的紅色沙漠:火星

在地球上用望遠鏡觀察火星,火星上的地形很難看清楚,只能看到最明顯的三種顏色色塊:紅、黑和白色。

比起水星和金星,火星算是比較宜人的行星,人類已經發射許多太空船前往探索,未來甚至可能移民到火星上生活,火星很可能成為人類下一個家園。圖/麥浩斯出版

火星表面充滿紅色塵埃,這些紅色塵埃由氧化鐵組成,也就是鐵鏽,火星表面絕大部分被氧化鐵覆蓋,所以表面看起來是紅色。

火星表面還有黑色的玄武岩,這些黑色玄武岩不會一直在那裡,有時黑色玄武岩會被紅色塵土覆蓋,當紅色塵土被吹散,黑色玄武岩又裸露出來。火星在南北兩極有白色的極冠,極冠是由水冰和乾冰組成,南北兩極的極冠會隨著季節變換而改變大小。

在火星上,除了兩極的白色極冠,還可以看見一些由冰晶組成的藍白色水冰雲。

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壯觀的峽谷和火山

雖然火星的直徑只有地球的一半,不過火星上的峽谷和火山卻非常壯觀。

水手峽谷(Valles Marineris)長度約四千公里,這相當於美國的寬度,最深可達 7 公里,是太陽系裡最大的峽谷之一。火星表面有一座太陽系裡最高的火山:奧林帕斯山(Olympus Mons),奧林帕斯山是座盾狀火山,如果從附近的平原算起,它的高度約 26 公里。

圖/麥浩斯出版

比起荒涼死寂的水星和高壓炙熱的金星,火星似乎有趣多了!

──本文摘自《噢!原來如此 有趣的天文學》,2022 年 3 月,麥浩斯出版

麥浩斯
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